PETIT MOT DU DIMANCHE 10/05/2020

LE CALCUL DE L’ÉCLAT DES ÉTOILES

10 mai 2020

Pour les anciens observateurs, les étoiles faisaient partie de la « Sphère des Fixes » et ils croyaient qu’elles étaient toutes à la même distance de nous. Donc, pour eux, leur différence d’éclat venait de leur différence de taille. C’est ainsi que le grec Hipparque, vers 120 av.J.-C, détermina 6 catégories qu’il appela « grandeur ». Il attribua la première grandeur aux étoiles les plus lumineuses comme Véga ou Sirius et la grandeur n°6 à celles qui étaient à peine visibles à l’œil nu. Selon cette méthode, plus le chiffre est grand, moins l’astre est lumineux (comme pour la taille des hameçons des pécheurs, par exemple).

Cette classification perdura jusqu’au XVIIème siècle, époque à laquelle les astronomes commencèrent à utiliser des appareils d’optique et observèrent des étoiles non visibles à l’œil nu. Il y avait donc des étoiles plus lumineuses que celles de première grandeur ! Par ailleurs, comment pouvait-on classifier le Soleil et la Lune qui brillent beaucoup plus que n’importe quelle étoile ? Fallait-il s’orienter vers les chiffres relatifs.

Vint le moment où il devenait indispensable d’inventer des appareils d’optiques susceptibles de mesurer mathématiquement l’éclat des étoiles plutôt que de se fier à l’œil humain. C’est Dimitri Lachinov qui, en 1748, trouva la solution. Il inventa « le photomètre » qui mesure le flux de lumière venant des étoiles, en particulier, et de tout astre, en général. Ainsi, John Herschel, en 1836, depuis le Cap de Bonne Espérance, utilisa un photomètre et mesura l’éclat de 191 étoiles.

Plus tard, l’astronome Robert POGSON proposa de définir mathématiquement les données d’Hipparque mais sans conserver le mot de « grandeur » qui fait plus penser à la taille des étoiles qu’à leur éclat. Il proposa le terme de « magnitude » sous-entendu « magnitude apparente » étant donné que le photomètre ne mesure que la lumière reçue sur terre. Copiant Hipparque, Il définit six catégories en établissant un rapport de 2,5 entre deux catégories successives. Ainsi, une étoile de magnitude 2, brille 2,5 fois plus qu’une étoile de magnitude 3 mais 2,5 fois moins qu’une autre de magnitude 1. Ainsi, une étoile de magnitude 1 brille 100 fois plus qu’une de magnitude 6.

Les anciens astronomes étaient loin de se douter qu’un facteur entrait également en ligne de compte : la distance à la Terre de l’astre étudié. En effet, si le Soleil est si lumineux c’est uniquement parce qu’il est très proche de nous. Qu’en serait-il s’il était 2, 10, 100, 1000 fois plus éloigné de la Terre ?

Or, pendant des siècles, les scientifiques ne savaient pas mesurer les grandes distances. Il fallut attendre 1837 pour que Wilhelm Bessel détermine la distance de l’étoile 61 Cygni, à savoir 11 années de lumière, soit 110 000 milliards de kilomètres alors que notre Soleil n’est qu’à 150 millions de kilomètres de nous soit 8 minutes et 20 secondes de lumière.

Si la magnitude d’une étoile donne son éclat vu depuis la Terre, elle ne correspond nullement à son éclat réel, à l’endroit exact où elle est située. Il devenait donc indispensable de corriger l’effet de la distance afin d’obtenir « la magnitude absolue », c’est à dire l’éclat réel de l’étoile étudiée.

Pour calculer la magnitude absolue des étoiles, les astronomes eurent l’idée de les imaginer toutes à la même distance de la Terre, à savoir 10 parsecs (32,6 années de lumière). Pour ce faire ils utilisèrent le principe suivant : Si une lampe posée à 1m de nous envoie une quantité x de lumière, elle en enverra 4 fois moins si elle est placée à 2 m, soit deux fois plus loin de nous et 9 fois moins si elle est 3 fois plus éloignée. Si donc elle brille 16 fois moins, c’est qu’elle est positionnée 4 fois plus loin donc à 4 mètres.

Entre magnitude apparente et magnitude absolue il peut y avoir une énorme différence. Ainsi, le Soleil, possède une magnitude apparente de – 26,5 et une magnitude absolue 4,83. Cela signifie que, s’il était placé à 3,26 années de lumière de nous, soit à 10 parsecs, il serait presque impossible à voir à l’œil nu dans nos cieux souvent saturés de lumières artificielles.

Bien entendu, ce calcul de la magnitude absolue d’un astre ne peut être fait que si l’on connaît sa distance. En effet, les trois valeurs : magnitude apparente, magnitude absolue et distance sont liées par un rapport mathématique comme le sont la longueur, la largeur et la surface d’un rectangle. Si l’on connaît 2 de ces valeurs, on calcule automatiquement la troisième. Comme avec le photomètre on obtient automatiquement la magnitude apparente de l’astre étudié, si l’on connaît sa distance on obtient sa magnitude absolue et, à l’inverse, si l’on connaît cette dernière, on trouve automatiquement sa distance.

C’est ainsi que le savant américain Edwin Hubble détermina la distance de la galaxie d’Andromède en découvrant en son sein une céphéide. Il y parvint en utilisant les formules de l’américaine Henrietta Leawitt , mettant en rapport la périodicité des céphéides et leur magnitude absolue (1)

(1) Voir le PMDD du 19 mai 2019.

Bonne lecture

Bob